Podríem rebre missatges de civilitzacions extraterrestres?

Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers

No està exclosa la possibilitat de la existència d'éssers intel·ligents que visquin en planetes que girin al voltant d’altres estrelles que el Sol. Malauradament, a l’estat actual, un contacte directe a través del viatge interestel·lar segueix sent del domini dels somnis i la ciència ficció: es necessitarien desenes de milers d’anys perquè una nau espacial arribés a les estrelles més properes.

Radiotelescopi Allen. © Allen Telescope Array, Wikimedia Commons, CC 2.0

Però podem esperar detectar la presència de civilitzacions que hagin assolit un desenvolupament tecnològic comparable al nostre, mitjançant la captació de senyals electromagnètics emesos per aquestes civilitzacions. Una de les principals dificultats és l’elecció de la direcció i les freqüències d’escolta.

Seti: a la recerca de vida extraterrestre

A principis dels anys seixanta es va llançar un programa de cerca de vida extraterrestre internacional anomenat Seti (sigles en anglès de Recerca d’Intel·ligència Extraterrestre). La seva "oïda" és un enorme receptor de ràdio multicanal. Les ones de ràdio són de fet les més capaces de transmetre informació a l’espai interestel·lar, en una finestra de freqüència entre 1 i 10 gigahertzs. Cada canal d’escolta té un ample de banda d’1/10 Hz, és a dir cent mil milions de canals per explorar i requereix un enorme poder informàtic.

Camp de radiotelescopis Allen. Gràcies al radiotelescopi "Allen Telescope Array" amb base
a Califòrnia, el programa Seti capta una tremenda quantitat de senyals amb l'esperança
que un d'ells emani d'una forma de vida extraterrestre. © Hajor, CC by-nc 2.0

El 1999, la Universitat de Berkeley va desenvolupar un programari de quadrícules informàtiques anomenat SETI@home. Que consisteix a utilitzar els processadors de milers d’ordinadors connectats a Internet per analitzar aquestes dades. Els càlculs es realitzen en segon pla, de forma transparent per a l’usuari col·laborador. Els resultats es transmeten a un servidor central que també s’encarrega de distribuir les tasques entre les unitats de càlcul. Els aficionats fins i tot pugen als seus propis telescopis Seti. Per a aquest propòsit, utilitzen receptors de ràdio molt sensibles, cosa que permet monitoritzar la freqüència d’hidrogen neutre a 1,42 GHz, i paràboles petites de tres a cinc metres de diàmetre com a antenes.

Malauradament, tots els experiments duts a terme fins ara han estat en va.

Per saber-ne més

SETI@home és un projecte rigorosament científic que té per objectiu la detecció de senyals de ràdio provinents d'intel·ligències extraterrestres.

Aquest és el procediment bàsic usat en aquesta recerca científica:

Enregistrament de senyals de ràdio al Parc de radiotelescopis Allen i anteriorment al de d'Arecibo (Puerto Rico). Les dades es transfereixen a Berkeley, i es parteixen en multitud de petits blocs de dades anomenats "Work Units" (Unitats de Treball). Aquestes Unitats de Treball (UTs) es distribueixen (mitjançant Internet) als milions d'usuaris arreu del món.

Els voluntaris que participen a SETI@home processen cada UT amb el seu ordinador (o ordinadors). Això ho fa el programa BOINC de manera automàtica, trigant unes poques hores (segons la potència de l'ordinador). El que fa el programa és buscar pics de potència, gaussianes, polsos o triplets en el senyal de ràdio. Aquests serien bons indicatius d'una transmissió de ràdio artificial. En acabar, es retornen els resultats interessants de cada UT a Berkeley.

Els ordinadors centrals i servidors de Berkeley validen els resultats (cada UT és processada per 3 usuaris diferents), i determinen quines són les UTs més interessants (després de descartar els "falsos positius" deguts a interferències terrestres, satèl·lits, etc). Quan es tenen suficients UTs interessants, es programa una "campanya de reobservacions" per tornar a analitzar aquells punts interessants del firmament. Si algun usuari és partícep del descobriment d'un senyal real, serà comunicat i reconegut pels responsables de Berkeley.

Per a més informació podeu consultar la web central de SETI@home a Berkeley, The Planetary Society, The SETI Institute.

SETI@home és finançat principalment per The Planetary Society (gràcies a les subscripcions dels seus membres), així com per donacions d'empreses, institucions i voluntaris, tant econòmiques com de material informàtic. The Planetary Society, organització no governamental fundada el 1980 per Carl Sagan (entre d'altres), és la organització pública més gran i amb més influència de tot el món dedicada a la recerca de l'espai, a l'exploració del Sistema Solar i a la recerca de vida fora de la Terra.

Podeu accedir a l'índex del blog sobre el dossier "10 preguntes essencials sobre l'Univers" fent un clic aquí.

Autor de l'original: Jean-Pierre Luminet
Ho he vist aquí

Primera identificació d'un element pesat nascut d'una col·lisió d'estrelles de neutrons

Estronci de nova creació, un element utilitzat en focs artificials, detectat en l'espai per primera vegada després de les observacions fetes amb el telescopi d'ESO.

Nota de premsa del 23 octubre 2019

Clic per engrandir. Un equip d'investigadors europeus, utilitzant dades de l'instrument X-shooter
en el Very Large Telescope del ESO, ha trobat firmes d'estronci formades en una fusió
d'estrelles de neutrons. La imatge artística mostra dues petites però molt denses estrelles de
neutrons en el punt en què es fusionen i exploten com kilonovas. En primer pla, veiem una
representació del estronci acabat de crear. Crédit: ESO/L. Calçada/M. Kornmesser

Per primera vegada s'ha detectat en l'espai un element pesat acabat de crear, després de la fusió de dues estrelles de neutrons, l'estronci. Aquesta troballa va ser observada per l'espectrògraf X-shooter d'ESO al "Very Large Telescope" (VLT) i ha estat publicat avui mateix a Nature. La detecció confirma que els elements més pesats de l'Univers poden formar-se en les fusions d'estrelles de neutrons, proporcionant una peça que falta en el trencaclosques de la formació d'elements químics.

El 2017, després de la detecció de les ones gravitatòries que passen per la Terra, ESO va apuntar els seus telescopis a Xile, incloent el VLT, a la font: una fusió d'estrelles de neutrons anomenada GW170817. Els astrònoms sospitaven que, si es formaven elements més pesats en les col·lisions d'estrelles de neutrons, les firmes d'aquests elements podien ser detectades en kilonovas, les explosives seqüeles d'aquestes fusions. Això és el que ha fet un equip d'investigadors europeus, utilitzant dades de l'instrument X-shooter del VLT d'ESO. 

Després de la fusió de GW170817, la flota de telescopis d'ESO va començar a monitoritzar l'emergent explosió de kilonova en una àmplia gamma de longituds d'ona. X-shooter en particular va prendre una sèrie d'espectres des de l'ultraviolat fins a l'infraroig proper. L'anàlisi inicial d'aquests espectres va suggerir la presència d'elements pesants en la kilonova, però els astrònoms no van poder identificar elements individuals fins ara.

Aquest muntatge d'espectres presos utilitzant l'instrument X-shooter en el Very
Large Telescope de l'ESO mostra el comportament canviant del kilonova en
la galàxia NGC 4993 durant un període de 12 dies després que l'explosió fos detectada
el 17 d'agost de 2017. Cada espectre cobreix un rang de longituds d'ona des de l'infraroig
proper al ultraviolada fins al infraroig proper i revela com l'objecte es va tornar
dramàticament més vermell a mesura que s'esvaïa. Crèdit: ESO/I. Pian et al./S. Smartt i ePESSTO

"En tornar a analitzar les dades de 2017 de la fusió, ara hem identificat la signatura d'un element pesat d'aquesta bola de foc, l'estronci, el que demostra que la col·lisió d'estrelles de neutrons crea aquest element en l'Univers", diu l'autor principal de l'estudi, Darach Watson, de la Universitat de Copenhaguen a Dinamarca. A la Terra, l'estronci es troba naturalment al terra i es concentra en certs minerals. Les seves sals s'utilitzen per donar als focs artificials un color vermell brillant.

Els astrònoms han conegut els processos físics que creen els elements des de la dècada de 1950. Durant les dècades següents han descobert els llocs còsmics de cadascuna d'aquestes grans forges nuclears, excepte un. "Aquesta és l'etapa final d'una recerca de dècades per determinar l'origen dels elements", diu Watson. "Ara sabem que els processos que van crear els elements van ocórrer majorment en estrelles ordinàries, en explosions de supernoves, o en les capes externes de velles estrelles. Però, fins ara, no sabíem la ubicació del procés final no descobert, conegut com captura ràpida de neutrons, que va crear els elements més pesats en la taula periòdica".

La captura ràpida de neutrons és un procés en el qual un nucli atòmic captura neutrons prou ràpid com per permetre la creació d'elements molt pesats. Encara que molts elements es produeixen en els nuclis de les estrelles, la creació d'elements més pesats que el ferro, com l'estronci, requereix ambients encara més calents amb molts neutrons lliures. La captura ràpida de neutrons només passa naturalment en ambients extrems on els àtoms són bombardejats per un gran nombre de neutrons.

Clic per engrandir. El cel al voltant de la galàxia NGC 4993. Aquesta imatge de camp ample
generada a partir de Digitized Sky Survey 2  mostra el cel al voltant de la galàxia
NGC 4993. Aquesta galàxia va ser l'amfitrió d'una fusió entre dues estrelles de neutrons, que
va conduir a una detecció d'ones gravitacionals, una curta ràfega de raigs gamma i
a una identificació òptica d'un esdeveniment de kilonova. Crèdit: ESO i Digitized Sky Survey 2

"Aquesta és la primera vegada que podem associar directament material de nova creació format a través de la captura de neutrons amb una fusió d'estrelles de neutrons, confirmant que les estrelles de neutrons estan fetes de neutrons i vinculant el procés de captura ràpida de neutrons, llargament debatut, a aquests fusions", diu Camilla Juul Hansen, de l'Institut Max Planck d'Astronomia de Heidelberg, que va exercir un paper important en l'estudi.

Els científics estan començant a comprendre millor les fusions d'estrelles de neutrons i les kilonoves. A causa de la comprensió limitada d'aquests nous fenòmens i altres complexitats en els espectres que el X-shooter del VLT va prendre de la explosió, els astrònoms no havien estat capaços d'identificar elements individuals fins ara.

Aquesta carta mostra l'extensa constel·lació d'Hydra (La Hidra Femella), la constel·lació
més gran i llarga del cel. La majoria de les estrelles visibles a simple vista en una nit neta
i fosca s'observen. El cercle vermell marca la posició de la galàxia NGC 4993, que es va fer
famosa a l'agost de 2017 com el lloc de la primera font d'ones gravitacionals que també
va ser identificada en llum visible com la kilonova GW170817. NGC 4993 pot ser vist com
una taca molt feble amb un telescopi aficionat més gran. Crèdit: ESO, IAU i Sky & Telescope

"De fet, se'ns va acudir la idea que podríem estar veient estronci bastant ràpid després de l'esdeveniment. No obstant això, demostrar que aquest era el cas va resultar ser molt difícil. Aquesta dificultat es va deure al nostre coneixement altament incomplet de l'aparença espectral dels elements més pesats en la taula periòdica", diu l'investigador de la Universitat de Copenhaguen Jonatan Selsing, que va ser un autor clau en l'article.

Ho he vist aquí.

 

Catàleg Charles Messier. Objecte M55

Clic per engrandir. Messier 55 (M55, o NGC 6809) a la constel·lació
de Sagitari, segons la imatge del telescopi de 3,6 metres d'ESO a La Silla. Crèdit: ESO-ESA

Descobert entre 1751-1752 per l'abat Nicholas Louis de Lacaille.

M55 és un cúmul globular bastant gran (d'uns 19', més o menys dos terços del diàmetre aparent de la lluna) però té una aparença tan folgada que el present autor va tenir una impressió del cúmul fins i tot amb uns binocles de 7x50, quan la majoria semblen nebuloses, aquest apareix molt granulós. Com està a una distància d'uns 17.300 anys llum, aquest diàmetre correspon a una longitud d'uns 100 anys llum. M55 té molt poques variables conegudes, 5 o 6. Els valors publicats per la seva magnitud varien de 5 a 7. La seva lluminositat total ha de ser de prop de 100.000 vegades la del Sol.

M55 va ser originalment descobert per Lacaille entre 1751-1752 (al seu Lac I.14), quan es trobava d'observació a Sud-àfrica. Charles Messier la va trobar finalment i la va catalogar el 24 de Juliol de 1778, després d'haver-lo estat buscant sense sort des del 1764. Això és conseqüència de la declinació sud d'aquest objecte. El present autor pot confirmar que M55 és molt difícil també des del sud d'Alemanya, però esplèndid si es va una mica més al sud (era impressionant des de, per exemple, el nord de Grècia).

M55 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

Lucy: La primera missió als troians de Júpiter

Clic per engrandir

Els eixams d'asteroides troians de Júpiter poden ser romanents del material primordial que va formar els planetes exteriors, i servir com càpsules del temps des del naixement del nostre Sistema Solar fa més de 4 mil milions d'anys. Els troians orbiten en dos grups solts que orbiten el Sol, amb un grup sempre davant de Júpiter en el seu camí, l'altre sempre darrere. En aquests dos punts de Lagrange els cossos són estabilitzats pel Sol i Júpiter en un acte d'equilibri gravitacional.

Aquests cossos primitius contenen pistes vitals per desxifrar la història del sistema solar, i potser fins i tot els orígens de la vida i del material orgànic a la Terra.

Lucy serà la primera missió espacial a estudiar els troians. La missió rep el nom del avantpassat humà fossilitzat (anomenat "Lucy" pels seus descobridors), l'esquelet del qual proporcionava una visió única de l'evolució de la humanitat. Així mateix, la missió Lucy revolucionarà el nostre coneixement dels orígens planetaris i la formació del sistema solar.

Animació del moviment dels planetes interiors, dels troians de Júpiter i de Júpiter.
Durant el curs de la seva missió, Lucy volarà amb sis troians Júpiter. Aquesta animació
time-lapsed mostra els moviments dels planetes interns (Mercuri, marró, Venus, blanc; Terra,
blau, Mart, vermell), Júpiter (taronja), i els dos eixams de troians (verd) durant el curs de
la missió Lucy. Crèdit: Astronomical Institute of CAS/Petr Scheirich (utilitzat per NASA amb permís)

Lucy es llançarà a l'octubre del 2021 i, amb l'impuls de la gravetat de la Terra, completarà un viatge de 12 anys a set asteroides diferents: un asteroide del Cinturó Principal i 6 troians, els dos últims membres d'un sistema binari, "dos pel preu d'un". El complex camí de Lucy la portarà a tots dos grups de troians i ens donarà la nostra primera visió de prop dels tres tipus principals de cossos en els eixams (els anomenats tipus C-, P- i D-).

Els troians de tipus P i D de color vermell fosc s'assemblen als que es troben al Cinturó de Kuiper de cossos gelats que s'estén més enllà de l'òrbita de Neptú. Els tipus C es troben principalment en les parts exteriors del Cinturó Principal d'asteroides, entre Mart i Júpiter. Es creu que tots els troians són abundants en compostos de carboni. A sota d'un mantell aïllant de pols, probablement són rics en aigua i altres substàncies volàtils.

Cap altra missió espacial en la història ha estat llançada a tants destinacions diferents en òrbites independents al voltant del nostre sol. Lucy ens mostrarà, per primera vegada, la diversitat dels cossos primordials que van construir els planetes. Els descobriments de Lucy obriran noves perspectives sobre els orígens de la nostra Terra i de nosaltres mateixos.

Clic a la imatge per engrandir.

Aquest diagrama de dalt, il·lustra la trajectòria orbital de Lucy. La trajectòria de la nau (verd) es mostra en un marc de referència on Júpiter roman immòbil, donant a la trajectòria la seva forma de pretzel. Després del seu llançament a l'octubre de 2021, Lucy té dos sobrevols propers a la Terra abans de trobar-se amb els seus objectius troians. En el núvol L4 Lucy volarà per (3548) Eurybates (blanc), (15094) Polymele (rosa), (11351) Leucus (vermell), i (21900) Orus (vermell) des 2027-2028. Després de tornar a orbitar la Terra de nou, Lucy visitarà el núvol L5 i es trobarà amb el (617) Pàtrocle-Menoetius binari (rosa) el 2033. A més, el 2025 de camí cap a L4, Lucy volarà al costat d'un petit asteroide del Cinturó Principal, (52246) Donaldjohanson (blanc), anomenat així pel descobridor del fòssil de Lucy. Després de volar pel binari Pàtrocle-Menoetius en 2033, Lucy continuarà amb el cicle entre els dos núvols de Troians cada sis anys. Crèdit: Southwest Research Institute.

Clic a la imatge per engrandir

La missió Lucy de la NASA supera una fita crítica

La missió Lucy de la NASA va completar amb èxit la seva Revisió Crítica de Disseny el passat 18 d'octubre.

Durant aquesta revisió, els membres de l'equip de Lucy van presentar el disseny complet de la missió, demostrant que l'equip ha complert amb tots els desafiaments tècnics de la missió i està a punt per començar a construir la maquinaria. Després de la finalització de la revisió, la junta de revisió independent de la NASA va donar llum verda per procedir a l'etapa de fabricació/construcció de la missió.

La Revisió Crítica de Disseny de Lucy va començar el 15 d'octubre a la seu de Lockheed Martin a Littleton, Colorado. Aquest important fita de la missió marca la culminació de mesos d'exàmens de tots els sistemes i subsistemes de la missió. Durant quatre dies, la junta de revisió independent, composta per revisors de la NASA i diverses organitzacions externes, va escoltar presentacions sobre tots els aspectes del disseny de la missió. Es van abordar tots els aspectes de la missió, incloent la nau espacial Lucy i la seva càrrega útil d'instruments, els plans de prova a nivell de sistema per al maquinari i programari de vol, l'enginyeria de sistemes, l'assegurament de missió, el sistema de terra i de ciència.

Recordem que a configuració podeu triar l'idioma del subtítol del vídeo.

Més enllà del cinturó d'asteroides hi ha "fòssils de formació de planetes" coneguts com asteroides troians. Aquests cossos primitius comparteixen l'òrbita de Júpiter en dos vasts eixams, i poden contenir pistes sobre la formació i evolució del nostre sistema solar. La NASA s'està preparant per explorar els asteroides troians per primera vegada amb la missió anomenada Lucy. Crèdit vídeo: Centre de Vols Espacials Goddard de la NASA. Aquest vídeo és de domini públic i es pot descarregar des del Scientific Visualization Studio.

"Aquest és un moment molt emocionant per a nosaltres perquè ens estem movent més enllà de la fase de disseny i estem començant a construir la nau espacial", va dir Hal Levison, investigador principal de la missió Lucy pel Southwest Research Institute a Boulder, Colorado; "Per fi s'està convertint en una realitat!".

Les Revisions Crítiques de Disseny són esdeveniments programàtics d'un sol cop que serveixen de pont entre les etapes de disseny i fabricació d'un projecte. Una revisió reeixida significa que el disseny està validat i complirà amb els seus requisits, està recolzat amb anàlisi i documentació sòlids i ha demostrat ser segur. 

Lucy serà la primera missió espacial a estudiar els asteroides troians, que orbiten el Sol a la distància de Júpiter. La missió s'iniciarà a l'octubre del 2021. Amb l'impuls de la gravetat de la Terra, la nau espacial completarà un viatge de 12 anys a set asteroides diferents: un asteroide del Cinturó Principal i 6 de Troians.

"Estic constantment sorprès per la dedicació i diversitat d'habilitats que el nostre equip aporta a aquest projecte", va dir Keith Noll, científic del projecte Lucy del Centre de Vol Espacial Goddard de la NASA a Greenbelt, Maryland. "Dia rere dia la missió s'enfoca més clarament i la revisió del disseny crític de la missió és l'última fita en el nostre viatge de llançament dins de només dos anys".

Southwest Research Institute (SwRI) a Boulder, Colorado és la principal institució investigadora i dirigirà la investigació científica. El Centre de Vol Espacial Goddard de la NASA a Greenbelt, Maryland, proveirà l'administració general de la missió, enginyeria de sistemes i seguretat i assegurament de la missió. Lockheed Martin Space Systems a Denver, Colorado, construirà la nau espacial.

El tipus de missions del Programa Discovery, com la de Lucy, són relativament barates; el seu desenvolupament té un límit d'al voltant de 450 milions de dòlars. Són administrats per a la Divisió de Ciències Planetàries de la NASA per l'Oficina del Programa de Missions Planetàries del Centre de Vol Espacial Marshall a Huntsville, Alabama. Les missions estan dirigides per un investigador principal, que reuneix un equip de científics i enginyers per dissenyar i dur a terme la missió d'abordar qüestions científiques claus sobre el nostre sistema solar.

Ho he vist aquí.

Star Wars 9: L'ascens de Skywalker

La saga acabarà. La història viurà per sempre.

La culminació de 42 anys d'història, et presentem el tràiler final de "Star Wars: L'Ascens de Skywalker". En cinemes pels voltants del Nadal.

Accedeix al nostre dossier: Els secrets de Star Wars fent un clic aquí.

Catàleg Charles Messier. Objecte M54

Descoberta en 1778 per Charles Messier.

M54 és un cúmul globular molt evident, tot i que Charles Messier, qui el va descobrir el 24 de Juliol de 1778, el descriu com "molt feble" des de la seva localització a París (Kenneth Glyn Jones erròniament va traduir la descripció de Messier com" nebulosa molt brillant", i aquest error es va mantenir a la Guia de l'Observador del Cel Nocturn de Kepple i Sanner). William Herschel va aconseguir resoldre les seves regions externes en estrelles de magnituds 15 i algunes de 14. Però no és fàcil de resoldre.

Com indica la seva classe III de concentració, aquest cúmul és relativament concentrat. El seu nucli brillant té només 2,1' de diàmetre, amb un nucli intens aproximadament de 1', mentre que les vores arriben fins a 6'en fotos, o fins i tot fins a 9,1' amb llargues exposicions. La segona edició de Uranometria 2000.0 fins i tot dóna un diàmetre de 12,0 minuts d'arc. La magnitud aparent de les estrelles més brillants del cúmul és al voltant de 15,5, i les de la branca horitzontal tenen magnitud de 17,7. El tipus espectral global va ser determinat per Helen Sawyer Hogg com F7 i l'índex de color com +0,01. S'està allunyant de nosaltres a uns 142 km/s.

M54 té almenys 82 variables conegudes, la majoria d'elles, 55, del tipus RR Lyrae, però hi ha també dues vermelles semi-regulars amb períodes de 77 i 101 dies.

La seva distància, durant molts anys, s'estimava en 50-65.000 anys llum. No obstant això, el 1994, es va fer l'excitant descobriment que M54 probablement no era un membre de la nostra Via Làctia després de tot, sinó part d'una galàxia nana recentment descoberta! Aquesta galàxia és ara denominada SagDEG, Galàxia El·líptica Nana de Sagitari, i és un dels membres més recentment descoberts del Grup Local de Galàxies.

M54 coincideix amb una de les dues majors concentracions de la galàxia SagDEG, i s'allunya de nosaltres a una velocitat molt similar (uns 130 km/seg). Això fa possible que probablement M54 estigui dins d'aquesta galàxia, per a la qual s'ha estimat una distància de 80-90.000 anys llum; una estimació recent per M54 ha donat 87.400 anys llum. A aquesta distància, M54 deu ser un dels cúmuls globulars més lluminosos que es coneixen amb una magnitud visual absoluta M_v of-10,01, una lluminositat d'uns 850.000 sols com el nostre, i superat només per l'espectacular Omega Centauri en la nostra via Làctia. També, el seu diàmetre ha resultat ser tan gran com 300 anys llum. És a prop del triple de la distància de les seves aparents veïns, M69 i M70. I el que és potser més interessant, pot ser que M54 sigui el primer cúmul globular extragalàctic descobert, per Charles Messier el 24 de Juliol de 1778, i d'aquesta manera s'afegeix una primícia extra a la llista de fama de Messier.

M54 és fàcil de localitzar i està proper a Zeta Sagittarii, l'estrella més al sud de la "tetera" (teapot en anglès) de Sagitari, un asterisme de 4 o 5 estrelles (també anomenat la "tetera i el seu broc"), pròpiament a 0,5 graus sud i 1,5 graus oest.

Aquest cúmul globular és brillant però petit pel que pot ser passat per alt amb binocles petits o telescopis de recerca (és a dir confós amb una estrella). Per la seva gran distància, aquest cúmul globular és difícil de resoldre. Binoculars i telescopis petits ho mostren com un objecte rodó i nebulós de vores borroses. Un 10 cm (4 polzades) mostra una textura bigarrada, sota bones condicions amb nusos d'aparença estel·lar, el que John Malles reportar com "suggeriments d'estrelles". Roman sense resoldre fins i tot en grans telescopis d'aficionats, mostrant només textura bigarrada; Kenneth Glyn Jones el descriu com més semblant a una nebulosa planetària a primera vista.

 

Clic per engrandir. Crèdit:  ESA/Hubble i NASA 

L'objecte mostrat en aquesta bella imatge del Hubble, podria ser només un altre cúmul globular, però aquest dens i tènue grup d'estrelles va ser de fet el primer cúmul globular trobat que està fora de la nostra galàxia. Descobert pel famós astrònom Charles Messier en 1778, Messier 54 pertany a un satèl·lit de la Via Làctia anomenat la Galàxia Nana Sagitari Elíptica. Messier no tenia idea de la importància del seu descobriment en aquell moment, i no va ser fins a més de dos segles després, el 1994, que els astrònoms van trobar que Messier 54 era part de la galàxia en miniatura i no la nostra. Les estimacions actuals indiquen que el nan de Sagitari, i per tant el cúmul, està situat a gairebé 90.000 anys llum de nosaltres -més de tres vegades més lluny del centre de la nostra galàxia que el sistema solar.

Irònicament, encara que ara s'entén que aquest cúmul globular es troba fora de la Via Làctia, en realitat formarà part d'ella en el futur. La forta atracció gravitacional de la nostra galàxia està engolint lentament al nan de Sagitari, el qual eventualment es fusionarà amb la Via Làctia creant una galàxia molt més gran.

Aquesta imatge és un compost creat combinant imatges preses amb el Canal de Camp Ample de la Càmera Avançada per sondejos (ACS) del Hubble. La llum que passava a través d'un filtre groc-taronja (F606W) era de color blau i la llum que passava a través d'un filtre d'infraroig proper (F814W) era de color vermell. Els temps totals d'exposició van ser de 3460s i 3560s, respectivament, i el camp de visió és d'aproximadament 3,4 per 3,4 minuts d'arc.

M54 al web del SEDS

Índex del catàleg Messier del blog

Dins de que s'expandeix l'univers?

Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers

La pregunta, naturalment, ens ve al cap, però està relacionada amb una imatge mental incorrecta del què és realment l’expansió de l’espai. L’Univers en expansió sovint s’imagina com l’interior d’un globus que s’infla dins d’un espai exterior preestablert.

L’Univers visible tindria uns 100 mil milions de galàxies. Aquí, la galàxia M101,
també anomenada NGC 5457 o Galàxia del Molinet. © Carsten Frenzl, Flickr, CC per 2.0

Aquesta imatge és parcialment correcta si només considerem l’Univers “observable”, al centre del qual hi estem obligatòriament lligats, i que està limitat per una superfície esfèrica més enllà de la qual no hi podem veure (l’horitzó cosmològic), i que s’infla sens dubte a l’Univers “real”. Però per definició, aquest últim conté totes les posicions possibles de l’espai. Si s’estés expandint "dins" d'alguna cosa, allò també seria espai i encara pertanyeria a l’Univers, no té sentit.

Quina és la forma i la mida global de l’Univers? Durant la història de la ciència s’han proposat molts models, infinits o no, oberts, tancats o plans. I encara es debat la qüestió.

L’univers finit o infinit?

No sabem si l’Univers és finit o infinit. Ambdues hipòtesis són compatibles amb les equacions de la relativitat general i les observacions astronòmiques (fins i tot si aquestes últimes mai no poden demostrar que l’espai és infinit). El que és cert és que si l’Univers s’acaba, no té cap avantatge. Si no, què hi hauria més enllà de la vora, si no l’univers mateix? 

En un univers que seria finit però sense vora com una hiperesfera, l’univers observable
només representa un subconjunt delimitat per un horitzó cosmològic més enllà
del qual no podem veure. © Domini públic

No és fàcil imaginar que l’Univers es pot acabar sense tenir vora o un exterior. Els objectes de la naturalesa que coneixem estan submergits en un espai tridimensional i, quan són de volum finit, un cub, una ampolla, etc., tenen una superfície que els delimita, una vora. És molt diferent l’Univers, que no es troba en un espai de dimensió superior. La geometria i la topologia no euclidiana, una branca de les matemàtiques que tracta de totes les formes possibles de l’espai, permet concebre més aviat models d’univers finit sense arestes.

En aquests espais, una nau espacial que vola recta pot tornar al seu punt de partida sense haver-se girat ni hagi anat a l’infinit; és el món d’alguns videojocs en què els personatges no surten mai de la pantalla. Les observacions astronòmiques són perfectament compatibles amb aquest tipus de models; obeeixen, per descomptat, les lleis del Big Bang i per tant estan en expansió "intrínseca", en el sentit que les separacions entre els seus punts augmenten amb el pas del temps.

Podeu accedir a l'índex del blog sobre el dossier "10 preguntes essencials sobre l'Univers" fent un clic aquí.

Autor de l'original: Jean-Pierre Luminet
Ho he vist aquí

Quina és la mida de l’univers?

Clic per engrandir

El nostre univers no es limita a la Via Làctia!. Però, com és de gran?. Té un límit o és infinit?. Per respondre a aquestes preguntes, tornem al que ja coneixem.

La teoria de la relativitat general d'Einstein ens ha ensenyat que l'espai-temps es pot deformar com una membrana elàstica. La teoria del Big Bang, ben confirmada per l’experiència i derivada de la teoria d’Einstein, ens diu que l’espai s’està expandint. Aquesta teoria és compatible amb la idea que el nostre univers és una espècie de bombolla de mida finita que s’infla, però també amb la idea que aquest univers ja tenia una mida infinita en el moment en què va començar la seva expansió.

Aquesta darrera idea sembla paradoxal, però és coherent matemàticament. També podem pensar que només una petita part d’aquest univers infinit s’ha expandit en un moment donat de la seva història. 

Un viatge fabulós a través de l’univers observable de la Terra fins a l’esfera de la darrera
difusió d'on ens arriben avui els fotons més antics de l’univers. Totes les distàncies són
a escala i els objectes es representen amb la màxima precisió possible. © Univers digital,
Museu Americà d’Història Natural, YouTube; música: Suke Cerulo

Mida de l’univers i radiació fòssil

En rigor, tot el que es pot dir és que almenys una part espacial d’un espai-temps s’ha ampliat amb una velocitat superior a la de la llum fa 13,7 mil milions anys abans de fer-ho a un ritme més lent abans del primer segon d’existència. De manera que actualment les regions des d'on arriba la famosa radiació fòssil, les observables més llunyanes, es troben a uns 45,6 mil milions d'anys llum. 

Aquest diagrama ens mostra la veritable distància actual de les regions que emetien els fotons de la radiació fòssil que observem avui dia. L’univers observable amb la radiació fòssil és, per tant, una esfera amb un radi de 45.600 milions d’anys llum. El radi de l’esfera verda, corresponent a les galàxies més allunyades observades per Hubble, és més petit. En blau, és l’esfera el radi de la qual indica la formació de les primeres estrelles, poc després de l’inici de l’edat fosca. © NASA. Infografia  en català i conversió a mètric Sci-Bit.

Cal entendre que aquesta afirmació no és paradoxal perquè si ni la llum ni la matèria poden superar la velocitat d’uns 300.000 km/s en l’espai, res no impedeix que l’espai entre dos objectes s’expandeixi. a una velocitat molt més alta.

Al final, l’únic que sabem és que la mida de l’univers observable és d’almenys unes desenes de milers de milions d’anys llum, però no sabem si l’univers total en si és finit, tal com pensen Stephen Hawking i Jean-Pierre Luminet, o infinit com pensen Roger Penrose i altres investigadors. 

Ho he vist aquí.

Hi ha estrelles múltiples?

Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers

El nostre Sol, com a estrella "única", és més aviat una raresa: hi ha a l’Univers un nombre molt gran d’estrelles múltiples (més del 50%) i, sobretot, d’estrelles dobles els components de les quals graviten una a l'altre al voltant del seu centre de gravetat comú, com fa un planeta al voltant del Sol.

També hi ha sistemes triples, com Alpha Centauri, l'estrella més propera al Sol, o fins i tot més complexes, però menys estables de quatre, cinc o fins a sis socis... 

Clic per engrandir. Aquesta imatge artística mostra el planeta orbitant l'estrella
Alpha Centauri B, membre del sistema de tres estrelles més proper a la Terra.
Alfa Centauri B és l’objecte més brillant del cel i l’altre objecte enlluernador és Alpha Centauri A.
El nostre propi Sol és visible a la part superior dreta. El feble senyal del planeta va ser detectat
per l'espectrògraf Harps al telescopi de 3,6 metres. © ESO/L. Calçada/N. Risinge, CC.

Hi ha veritables i falses parelles celestes

Les falses parelles d’estrelles s’associen només per un efecte de perspectiva. Les estrelles que semblen properes a la Terra de fet es poden separar per centenars d’ anys llum. És el cas de Càstor i Pòl·lux, dues estrelles brillants de la constel·lació de Gèminis, que semblen unides en el firmament com els germans de l’antiguitat, mentre es troben allunyats l'una de l'altra quinze anys llum.

Clic per engrandir. Càstor i Pòl·lux.

La vida de les estrelles és diferent segons si són "solteres" o viuen en estretes relacions. Per exemple, els sistemes binaris formats per una estrella "normal" i una estrella ensorrada en un objecte compacte; nana blanca, estrella de neutrons o forat negre, evolucionen de manera molt diferent de les estrelles aïllades. En efecte, l’embolcall gasós de l’estrella normal és xuclat gradualment pel company compacte i forma un disc d’acreció que envolta l’estrella col·lapsada.

En el cas d’una nana blanca, el gas (hidrogen) s’acumula a la superfície, s’escalfa i es comprimeix a causa d’una elevada gravitació i es produeixen de forma recurrent explosions termonuclears, donant naixement al fenomen de les "noves", també anomenades "variables cataclísmiques".

En el cas d’estrelles de neutrons o forats negres, les parts internes del disc d’acreció s’escalfen fins a diversos milions de graus i emeten copioses bafarades de raigs X, en aquest cas aquestes parelles particulars s’anomenen “fonts de raigs X binàries”. Gràcies a elles que es van evidenciar per primera vegada els forats negres.

Podeu accedir a l'índex del blog sobre el dossier "10 preguntes essencials sobre l'Univers" fent un clic aquí.

Autor de l'original: Jean-Pierre Luminet
Ho he vist aqui

Catàleg Charles Messier. Objecte M53

Clic per engrandir. Milers i milers d'estrelles brillants formen el cúmul globular Messier 53
capturat amb claredat cristal·lina en aquesta imatge del Hubble. Lligat fermament per
la gravetat, el cúmul és aproximadament esfèric i es torna més dens cap al seu cor.
Aquesta imatge és una composició de múltiples imatges preses en longituds d'ona de
llum visibles i infraroges. Credits: ESA/Hubble & NASA

Descobert el 1775 per Johann Elert Bode.

El cúmul Globular M53 és un dels més perifèrics, està aproximadament a uns 60.000 anys llum del centre de la galàxia, i gairebé a la mateixa distància (uns 58.000 anys llum) del nostre Sistema Solar. A aquesta distància, el seu diàmetre angular aparent de 13' es correspon a un diàmetre lineal d'aproximadament 220 anys llum. S'està aproximant ràpidament cap a nosaltres a una velocitat proporcionada per Malles de 112 km/s, segons Harris a 79 km/s. M53 té un brillant nucli central compacte d'uns 2' de diàmetre, tot i que les seves estrelles no estan molt concentrades en el centre en comparació amb altres cúmuls globulars, i un perfil de densitat gradualment decreixent cap a les vores. Harlow Shapley el va classificar per la seva densitat o concentració com tipus V. Mentre en el NGC, seguint a John Herschel, se sospitava que era l'estrella gegant vermella més brillant de magnitud 12 aproximadament, Deep Sky Field Guide (Guia de Camp de Cel Profund) la enumera com de magnitud 13,8 i com d'una magnitud aproximada de 16,9 en la branca horitzontal (del diagrama HR). El tipus espectral del cúmul en conjunt és acceptat com F6.

El seu descobridor Johann Elert Bode, qui el va trobar el 3 de Febrer de 1775, el va descriure com una nebulosa "bastant intensa i rodona". Charles Messier, qui el va redescobrir independentment i el va catalogar dos anys després, el 26 de febrer de 1777, el va trobar "rodó i cridaner" i semblant a M79. William Herschel va ser el primer a dividir-lo en estrelles i el va trobar similar a M10.

Com en tots els cúmuls globulars, les estrelles de M53 són aparentment "pobres en elements pesats", que significa que contenen solament poques quantitats d'elements més pesats que l'heli (realment dels principals elements com el carboni i l'oxigen); les de M53 estan fins i tot per sota de la mitjana en "elements pesats" dels membres dels cúmuls globulars. Conté un nombre força respectable de 47 estrelles RR Lyrae variables confirmades, algunes d'elles conegudes per haver canviat els seus períodes irreversiblement amb el temps (Kenneth Glyn-Jones).

En els petits telescopis d'aficionats, M53 apareix com un objecte nebulós lleugerament ovalat amb un centre gran i brillant, de superfície llisa bastant lluminosa i que s'esvaeix uniformement cap a les vores. Malles informa que ell va veure moltes estrelles amb el telescopi de refracció de 10,2 cm sota excel·lents condicions de visibilitat, amb la part central apareixent d'alguna manera granular. En alguns telescopis grans, les seves vores exteriors semblen dividir-se en estrelles, mentre la part central està encara sense definir ni esmicolar, amb una única estrella destacant en telescopis d'uns 20 cm d'obertura. En instruments majors d'uns 30,5 cm apareix ben resolta, amb un nucli raonablement concentrat i estrelles disperses al voltant d'un diàmetre de 12 minuts d'arc.

Clic per engrandir. Crèdit Vega 0.0

M53 pot ser fàcilment trobada just a 1 grau NE de l'estrella de magnitud 4, Alpha 42 de la Cabellera de Berenice, un estel binari visible a simple vista (A: 5,05; B: 5,08; ambdues de tipus espectral F5V ). Alpha Comae per si mateixa pot ser localitzada bé seguint la línia formada per Arcturus via Eta Bootis més enllà d'11 graus a l'Oest, o bé seguint la línia formada per Gamma-Delta-Epsilon Virginis uns altres 7 graus NNE.

A només un grau de separació a l'est, el feble i bastant solitari cúmul globular NGC 5053 apareix en el camp visual, aproximadament a la mateixa distància que M53 (53.500 anys llum), el que indica que aquests cúmuls estan també físicament bastant junts. NGC 5053 conté significativament menys estrelles que M53, en particular no té tanta densitat de població i té un brillant nucli compacte que es va classificar com a cúmul globular dubtós en el passat (ara ho ha estat confirmat per espectroscòpia). 

M53 al web del SEDS
Índex del catàleg Messier del blog

ALMA captura una imatge que mostra dos discs a on creixen joves estrelles

Un Pretzel Còsmic.

Els astrònoms que usen ALMA han obtingut una imatge de molt alta resolució que mostra dos discs en els quals creixen joves estrelles, alimentades per una complexa xarxa en forma de pretzel de filaments de gas i pols. L'observació d'aquest notable fenomen llança nova llum sobre les primeres fases de la vida de les estrelles i ajuda als astrònoms a determinar les condicions en què neixen les estrelles binàries.

Les dues joves estrelles van ser trobades al sistema [BHB2007] 11, el membre més jove d'un petit cúmul estel·lar en la nebulosa fosca Barnard 59, que és part dels núvols de pols interestel·lar anomenada la nebulosa de la Pipa. Observacions prèvies d'aquest sistema binari ens van mostrar l'estructura externa. Ara, gràcies a l'alta resolució de l'Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) i un equip internacional d'astrònoms liderat per científics de l'Institut Max Planck de Física Extraterrestre (MPE) a Alemanya, podem veure l'estructura interna d'aquest objecte.

"Veiem dues fonts compactes que interpretem com discos circumestelars al voltant de les dues joves estrelles", explica Felipe Alves, del MPE, que va dirigir l'estudi. Un disc circumestelar és l'anell de pols i gas que envolta a un estel jove. L'estrella augmenta la matèria de l'anell per a fer-la més gran. "La mida de cada un d'aquests discos és similar al cinturó d'asteroides del nostre Sistema Solar i la separació entre ells és 28 vegades més gran que la distància entre el Sol i la Terra", assenyala Alves.

Els dos discos circumestelars estan envoltats per un disc més gran amb una massa total d'unes 80 masses de Júpiter, que mostra una complexa xarxa d'estructures de pols distribuïdes en forma d'espiral: els bucles del pretzel. "Aquest és un resultat realment important", subratlla Paola Caselli, directora general del MPE, directora del Centre d'Estudis astroquímics i coautora de l'estudi. "Finalment hem imaginat la complexa estructura de les estrelles binàries joves amb els seus filaments d'alimentació connectant al disc en el qual van néixer. Això proporciona importants restriccions per als models actuals de formació estel·lar".

Clic per engrandir. L'Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) va capturar
aquesta imatge sense precedents de dos discos circumestelars, en els quals les
joveníssimes estrelles estan creixent, alimentant-se amb material del seu disc de naixement circumdant.
La complexa xarxa d'estructures de pols distribuïdes en forma d'espiral recorda als llaços
d'un pretzel. Aquestes observacions llancen nova llum sobre les primeres fases de la vida de
les estrelles i ajuden als astrònoms a determinar les condicions en què neixen les estrelles binàries.
Crèdit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Alves et al.

Les joves estrelles acumulen massa del disc més gran en dues etapes. La primera etapa és quan la massa es fa arribar als discos circumestelars individuals en bells bucles giratoris, que és el que la nova imatge d'ALMA ens ha mostrat. L'anàlisi de les dades també va revelar que el disc circumestelar menys massiu però més brillant -el que es troba a la part inferior de la imatge- té més material. En la segona etapa, les estrelles acumulen massa dels seus discos circumestelars. "Esperem que aquest procés d'acumulació de dos nivells impulsi la dinàmica del sistema binari durant la seva fase d'acumulació massiva", afegeix Alves. "Encara que el bon acord d'aquestes observacions amb la teoria ja és molt prometedor, necessitarem estudiar més sistemes binaris joves en detall per entendre millor com es formen les estrelles múltiples."

 Aquesta foto ens mostra a Barnard 59, una part d'un vast núvol fosc de pols interestel·lar
anomenada la Nebulosa de la Pipa. Aquesta nova i molt detallada imatge del que es coneix
com nebulosa fosca va ser capturada pel Wide Field Imager en el telescopi MPG/ESO
de 2,2 metres a l'Observatori La Silla d'ESO. Aquesta imatge és tan gran que es recomana
usar la versió amb zoom per apreciar-la completament.

Informació addicional

Aquesta investigació va ser presentada en un article publicat el 3 d'octubre de 2019 a la revista Science. (no disponible on line en el moment de pujar l'entrada al blog).

L'equip està compost per FO Alves (Centre d'Estudis astroquímics, Institut Max Planck de Física Extraterrestre, Garching, Alemanya), P. Caselli (Centre d'Estudis astroquímics, Institut Max Planck de Física Extraterrestre, Alemanya), JM Girart (Institut de Ciències de l'Espai, Consell Superior d'Investigacions Científiques, Espanya i Institut d'Estudis Espacials de Catalunya, Espanya), D. Segura-Cox (Centre d'Estudis astroquímics, Institut Max Planck de Física Extraterrestre, Garching, Alemanya), GAP Franco ( Departament de Física, Institut de Ciências Exatas, Universidade Federal de Mines Gerais, Brasil), A. Schmiedeke (Center for Astrochemical Studies, Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Garching, Alemanya) i B. Zhao (Center for Astrochemical Studies, Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Garching, Alemanya). 

L'Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA), una instal·lació astronòmica internacional, és una associació d'ESO, la Fundació Nacional de Ciències dels Estats Units (NSF) i els Instituts Nacionals de Ciències Naturals (NINS) del Japó en cooperació amb la República de Xile. ALMA està finançat per ESO en nom dels seus Estats Membres, per NSF en cooperació amb el Consell Nacional d'Investigació de Canadà (NRC) i el Consell Nacional de Ciències de Taiwan (NSC) i per NINS en cooperació amb l'Acadèmia Sínica (AS) de Taiwan i l'Institut Coreà d'Astronomia i Ciències Espacials (KASI). 

La construcció i les operacions de l'ALMA estan dirigides per l'ESO en nom dels seus Estats membres; per l'Observatori Nacional de Radioastronomia (NRAO), gestionat per Associated Universities, Inc (AUI), en nom d'Amèrica del Nord; i per l'Observatori Astronòmic Nacional del Japó (NAOJ), en nom de l'Àsia Oriental. El Joint ALMA Observatory (JAO) proporciona el lideratge i la gestió unificats de la construcció, posada en marxa i operació d'ALMA. 

Aquesta taula mostra la ubicació de Barnard 59 en la constel·lació del Serpentari.
Aquest mapa mostra la majoria de les estrelles visibles a simple vista en bones
condicions, i el mateix Barnard 59 està ressaltat amb un cercle vermell a la imatge.
Aquesta nebulosa fosca és part de la nebulosa de la Pipa, que apareix com un
traç fosc a la Via Làctia i es pot veure bé a simple vista en bones condicions.
Clic per engrandir. Crèdit: ESO, IAU i Sky & Telescope

Aquesta recreació artística mostra dos discs circumestelars orbitant-se entre si i acumulant
gas i pols per al seu núvol circumdant. Crèdit: ESO/L. Calçada

L'Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) va capturar una imatge sense
precedents de dos discos circumestelars, en els quals les joveníssimes estrelles estan creixent,
alimentant-se amb material del seu disc de naixement circumdant. Aquestes observacions
llancen nova llum sobre les primeres fases de la vida de les estrelles i ajuden als astrònoms
a determinar les condicions en què neixen les estrelles binàries. Crèdit: ESO

Ho he vist aquí.

Les estrelles es distribueixen de manera aleatòria?

Dossier: 10 preguntes essencials sobre l’Univers

Clic per engrandir. Vista d’un cúmul d’estrelles. © NASA/ESA-Hubble 

Dins d'una galàxia com la nostra, la majoria de les estrelles joves es distribueixen al disc galàctic al llarg dels braços espirals, mentre que les velles estrelles es troben fonamentalment al nucli central i a l'halo esfèric. Tot i això, hi ha concentracions locals d’estrelles d’origen comú i unides entre si per gravitació, anomenades cúmuls estel·lars. Els dos tipus principals de cúmuls són els cúmuls oberts i els cúmuls globulars.

Estrelles agrupades en cúmuls

Els cúmuls oberts es formen generalment amb estrelles joves nascudes al mateix núvol molecular i que comencen a allunyar-se progressivament les unes de les altres; les estrelles no estan gaire "atapeïdes". Es troben al pla de la galàxia; els més brillants i els més propers són visibles a simple vista, com les Plèiades i les Híades, a la constel·lació de Taure.

Imatge del supercúmul d'estrelles R136, a prop del centre de la nebulosa
de la Taràntula (NGC 2070), obtinguda amb el Telescopi Espacial Hubble.
Clic per engrandir. © NASA/ESA

Els cúmuls globulars, en canvi, no es troben en el pla de la galàxia, sinó fora d'aquesta. De fet, la majoria d’estrelles de l’halo galàctic s’agrupen en aquests "ramats" extremadament atapeïts, boles compostes per diversos centenars de milers d'estrelles compactades en un volum de 150 anys llum de diàmetre. Això implica que les regions centrals d’un cúmul globular, la densitat estel·lar és 20.000 vegades més gran que la que predomina als voltants del sistema solar. Si un planeta habitable girés al voltant d’una d’aquestes estrelles, veuríem un cel tan arrebossat d’estrelles brillants que la nit seria desconeguda, la resta de la galàxia seria invisible i no podríem fer astronomia!

Clic per engrandir. El cúmul globular Omega Centauri vist des del VST d'ESO1.
© ESO/Inaf-VST/OmegaCAM, CC by-nc 4.0

Els cúmuls globulars són les estrelles més antigues de l’Univers, de vegades fins a 13.000 milions d’anys. L'halo de la nostra Via Làctia conté uns 150 d'aquests agrupaments; el més brillant és Omega Centauri (diversos milions d’estrelles), visible a simple vista a l’hemisferi sud. Però els cúmuls globulars també estan presents a les altres galàxies: el nostre veí gran, la galàxia Andròmeda, en conté prop de 500.

Podeu accedir a l'índex del blog sobre el dossier "10 preguntes essencials sobre l'Univers" fent un clic aquí.

 Autor de l'original: Jean-Pierre Luminet
Ho he vist aquí

El premi Nobel de Física 2019 premia els pioners dels exoplanetes i el Big Bang

El premi Nobel de física del 2019 no defrauda, recompensant per una banda als suïssos Michel Mayor i Didier Queloz pel seu descobriment del primer exoplaneta al voltant d’una estrella de la seqüència principal, i per l’altra a James Peebles, pioner de la cosmologia del Big Bang des dels anys 60 i pare del Model Estàndard en cosmologia amb la matèria fosca i l'energia fosca.

El 8 d'octubre de 2019, la Reial Acadèmia de Ciències de Suècia no ha decebut les prediccions de ja fa molt de temps sobre el premi Nobel de física atorgat als descobridors del primer exoplaneta en òrbita al voltant d'una estrella, a la seqüència principal , és a dir, el suissos Michel mayor i Didier Queloz. També era esperat l’atorgament del premi Nobel a James Peebles, el gran cosmòleg canadenc, que va ser guardonat amb la segona meitat del premi, la primera meitat es va dividir entre els dos membres del tàndem abans esmentats que van anunciar l’octubre de 1995 el descobriment de 51 Pegasi b.

Podeu veure els vídeos que acompanyen aquesta entrada al blog, subtitolats automàticament. Només cal fer un clic a la part d'abaix dreta de la pantalla de reproducció i seguir la ruta; configuració/subtítols/tradueix automàticament i trieu l'idioma del subtítol.

El descobriment del primer exoplaneta al voltant d’una estrella de la seqüència
principal, 51 Peg b, va ser realitzat per Michel Mayor i Didier Queloz de l’Observatori
de la Universitat de Ginebra el 1995. Tornen a la Provença i expliquen la història del seu
descobriment històric cinc anys després. © NCCR PlanetS

De la pluralitat dels exoplanetes

Avui sabem que els exoplanetes són legió a la Via Làctia, tal com es va comprovar fins ara a l’octubre de 2019, els 4.118 que figuren al mostrador del famós lloc de l’Enciclopèdia dels Planetes Extrasolars fundat per l’astrònom Jean Schneider (Observatori de París - LUTH). Però això no va ser evident per a molts astrònoms de la primera meitat del segle XX a causa dels models de formació del Sistema Solar que sovint donaven llum als planetes a partir de rares trobades entre les estrelles de la nostra Galàxia. Finalment, aquest començament del segle XXI ha donat motiu a les intuïcions visionàries de diversos filòsofs grecs, inclosos Demòcrit i Anaximandre, en particular que creien en la pluralitat de mons fa més de 2.000 anys. 

En aquest vídeo, Didier Queloz ens parla de la recerca d’exoplanetes i de les seves
implicacions per a l’exobiologia. © Universitat de Cambridge

La Societat d'Amics de les Universitats de l'Acadèmia d'Estrasburg organitza, en el marc de
les Entrevistes acadèmiques de l'Acadèmia d'Estrasburg, una conferència titulada
"Els planetes extrasolars: somni antic de la humanitat, nou camp de la ciència".
Presentat per Michel Mayor, astrofísic, professor emèrit de la Universitat de Ginebra,
associat estranger de l'Acadèmia de les Ciències i exdirector de l'Observatori
de Ginebra. © Universitat d’Estrasburg

El descobriment de Michel Mayor i Didier Queloz és, doncs, un punt d’inflexió essencial en la història de la humanitat, il·lustrant una vegada més el fet que, seguint els camins traçats per Plató i Descartes, aconseguim difondre les especulacions filosòfiques a l'estatus de realitats científiques indiscutibles, un procés que esperem dur a terme en la mesura del possible. Això és el que va passar, fins a cert punt, amb l’arribada de la cosmologia moderna i l’establiment del seu model estàndard durant els anys vuitanta fins al 1990, per convertir-se en la cosmologia de precisió que coneixem avui a través de missions com WMAP, Planck i altres campanyes d’observació des de la terra.

James Peebles, el pare del Model Cosmològic Estàndard

Un dels principals actors en la implementació del model de cosmologia estàndard, i que va ser un dels pioners de la teoria del Big Bang des del descobriment de la radiació fòssil el 1965, rep avui la meitat del preu Nobel de física. James Peebles (nascut el 25 d'abril de 1935 a Winnipeg, Manitoba, Canadà) és l'actual professor emèrit de ciències de la Universitat de Princeton, Albert Einstein, on va completar el seu doctorat. Va començar la seva carrera com a cosmòleg sota la direcció de Robert Dicke.

A principis dels anys seixanta, i els darrers anys, Dicke va intentar provar alternatives a la teoria de la relativitat general i es va interessar per les idees de Gamow, Alpher i Lemaître, en contra del model de la cosmologia standard de la época, el de l’univers estacionari. Dicke i Peebles estaven treballant en el concepte de radiació fòssil i es preparaven per provar-ho experimentalment quan Penzias i Wilson van venir a veure’ls a Princeton sospitant que la famosa radiació que havien descobert podria tenir alguna cosa a veure amb la investigació de Dicke, Peebles i els seus altres associats a Princeton. 

En aquesta conferència, James Peebles ens ofereix els seus records sobre l’auge de
la cosmologia moderna que va ser possible pel descobriment de la radiació fòssil
i com aquest desenvolupament és producte d’una obra col·lectiva.
© Perimeter Institute for Theoretical Physics

Peebles serà llavors un dels pioners de l’estudi de la radiació fòssil i la seva relació amb el naixement de galàxies i grans estructures que s’han reunit des d’aleshores; també contribueix al començament de càlculs precisos sobre la nucleosíntesi primordial de l’heli.

S'ha convertit, en certa manera, en la figura cabdal de la cosmologia nord-americana des dels anys 70 fins als anys vuitanta, que només serà aparellada per la cosmologia desenvolupada a l'antiga Unió Soviètica en aquell moment pel llegendari Yakov Zeldovitch i els seus alumnes.

Però, a més de les seves aportacions ja molt importants a l'estudi teòric de les característiques de la radiació fòssil i el naixement de grans estructures cosmològiques relacionades amb aquestes característiques, Peebles és especialment famós entre els seus companys per estar a l'origen de model de matèria fosca freda que va proposar el 1982. Podem pensar el què volguem, però la introducció d’un component de matèria fosca no bariònica, i de partícules massives encara desconegudes als laboratoris terrestres, és l’única manera coneguda de donar vida a les galàxies.

El 1984, Peebles també és el primer que entén que és sens dubte imprescindible reintroduir la famosa constant cosmològica d’Einstein si prenem seriosament les prediccions de la famosa teoria de la inflació, que tendeix a predir un univers pla amb,com a valor de la densitat, la famosa densitat crítica. Aquesta constant també té l’avantatge de canviar l’estimació de l’edat de l’univers observable, d’acord amb les mesures relatives a les estrelles més antigues. El descobriment de l'excel·lent expansió del cosmos observable a finals dels anys 90 demostrarà que Peebles estava en lo correcte.

En aquesta entrevista, James Peebles repassa la seva trajectòria, sobretot quan es
va descobrir la radiació fòssil el 1965, quan acabava d'arribar a la
Universitat de Princeton, i que li canviarà la vida per sempre. © Annual Reviews

Autor de l'original: Laurent Sacco

Ho he vist aquí.